Каталог :: Астрономия

Реферат: Звезда по имени Солнце

     ЗВЕЗДА ПО ИМЕНИ СОЛНЦЕ
Диаметр
1391980 км
Масса
1,989*10^30 кг
Сидерический период вращения точки экватора     25380 суток
Светимость
3,88*10^26 Вт
Спектральный класс                                                    G2 V
Эффективная температура поверхности                   5800 К
Возраст
Около 5 млрд лет
Среднее расстояние от Земли до центра Солнца     149 597 870 км
ЧТО ВИДНО НА СОЛНЦЕ
Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооружённым
глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтров
или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом,
наблюдатель рискует получить сильнейший ожог глаз. Самый простой способ
рассматривать Солнце-это спроецировать его изображение на белый экран. При
помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное
изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?
Прежде всего, обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце -
газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно.
Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что
практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который
имеет специальное название - фотосфера (греч. «сфера света»). Его
толщина не превышает 300 км. Именно этот тонкий светящийся слой и создает у
наблюдателя иллюзию того, что солнце имеет поверхность.
                                   ГРАНУЛЯЦИЯ                                   
                              
На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться,
на нём обнаруживается много крупны и мелких деталей. Даже при не очень
хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых
зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Это похоже
на кучевые облака, когда смотришь на них сверху, с самолёта. Размеры гранул
не велики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км в поперечнике;
межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км в ширину. На солнечном
диске наблюдается одновременно около миллиона гранул.
Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие
появляются. Каждая из них живет более 10 минут. Всё это напоминает кипение
жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, поскольку физический
процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Это конвекция - перенос
тепла большими массами горячего вещества, которые поднимаются снизу,
расширяясь и одновременно остывая.
Грануляция создаёт общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более
контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.
                                      ПЯТНА                                      
                              
     Солнечные пятна – тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно,
что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную область тени окружает
полутень, диаметр которой более чем в 2 раза превышает размер тени. Если пятно
наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно похоже
на глубокую тарелку. Происходит то по тому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в
окружающей атмосфере, и взгляд проникает глубже.
По величине пятна бывают очень разные – от малых, диаметром примерно от 1000-
2000 км,  до гигантских значительно превосходящих размеры нашей планеты.
Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40000 км. А самое большое из
наблюдавшихся пятен достигало 100 тыс. км.
Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных
магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр
светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура
падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а
следовательно и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными.
Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, и
такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Картина
группы всё время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут
группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца
(период вращения Солнца составляет примерно 27 суток).
                                     ФАКЕЛЫ                                     
Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелы. 
Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую
структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тыс. км. В центре диска контраст
факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они
заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца.
Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются
факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, фаелы
тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти
поля слабее, чем в пятнах.
Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы
которой появляются через каждые 11 лет. В годы минимума на Солнце долгое
время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется
десятками. Ближайший максимум солнечной активности, когда можно было
наблюдать много пятен и факелов, был около 2000 г.
     СОЛНЕЧНЫЕ ИНСТРУМЕНТЫ
Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе,
является телескоп. И хотя принцип действий всех телескопов общий, для каждой
области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.
Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы солнечного
телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить как можно больший
масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные
расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние 90 м и даёт
изображение Солнца диаметром около 80 см.
Вращать подобную конструкцию было бы не легко. К счастью, это и не было
нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной её области, внутри
полосы шириной около 47 градусов. Поэтому солнечному телескопу не нужна
монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а
солнечные лучи направляются неподвижной системой зеркал – целостатом.
Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы.
Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на
горизонтальной оси. С ним работать легче. Но у него есть один существенный
недостаток. Солнце даёт много тепла, и воздух внутри телескопа сильно
нагревается. Нагретый воздух движется вверх, более холодный – вниз. Эти
встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому в последнее
время строят в основном вертикальные солнечные телескопы. В них потоки
воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение.
Важным параметром телескопа является угловое разрешение, характеризующее его
способность давать раздельные изображения двух близких друг к другу деталей.
Например, разрешение в 1 угловую секунду означает, что можно различать 2два
объекта, угол между которыми равен 1 угловой секунде дуги. Видимый радиус
Солнца составляет чуть меньше 1000 угловых секунд, а истинный около 700 тыс.
км. Следовательно, одна угловая секунда на Солнце соответствует расстоянию
немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших
инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км.
Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы.
Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабо светящиеся
слои солнечной атмосферы – солнечную корону, пользуются специальным
инструментом. Он так и называется – коронограф. Изобрёл его французский
астроном Бернар Лио в 1930 г.
В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10
тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Можно воспользоваться
моментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но
затмения бывают редко и порой в труднодоступных районах земного шара. Да
погода не всегда благоприятна. А продолжительность главной фазы затмения не
превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.
Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа
установлена искусственная «луна». Она представляет собой маленький конус с
зеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения Солнца,
а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу
телескопа или в особую световую «ловушку». А изображение солнечной короны
строит дополнительная линза, которая находится за конусом.
Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое важное – это
хорошо отполированный линзовый объектив без дефектов внутри стекла. Его нужно
тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка, каждый дефект линзы – при сильном
освещении работает как маленькое зеркальце – отражает свет в случайном
направлении.
Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо
темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг
Солнца. Поэтому ее можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в
спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр
или спектрограф.
     Спектрограф – самый важный вспомогательный прибор для астрофизических
исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять
пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами  являются: щель
для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), который
делает параллельным пучок лучей; дифракционная решетка для разложения белого
света и спектр и фотокамера или иной детектор изображения.
«Сердце» спектрографа – дифракционная решетка, которая представляет собой
зеркальную стеклянную пластинку с нанесенными на нее параллельными штрихами.
Число штрихов у лучших решеток достигает 1200 на миллиметр.
Основная характеристика спектрографа – его спектральное разрешение. Чем выше
разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно.
Разрешение зависит от нескольких параметров. Один их них – порядок спектра.
Дифракционная решетка дает много спектров, видимых под разными углами.
Говорят, что она имеет много порядков спектра. Самый яркий порядок спектра –
первый. Чем дальше порядок, тем слабее спектр, но его разрешение выше. Однако
далекие порядки спектра накладываются друг на друга. Поскольку требуются и
высокое разрешение, и яркий спектр, приходится идти на компромисс. Поэтому
для наблюдений обычно используют второй-третий порядки спектра.
Одной из наиболее интересных систем является эшельный спектрограф. В нём
кроме специальной решетки, называемой эшелью, стоит стеклянная призма. Лучи
света падают на эшель под очень острым углом. При этом многие порядки спектра
накладываются друг на друга. Их разделяют при помощи призмы, которая преломляет
свет перпендикулярно штрихам решетки. В результате получается спектр,
порезанный на кусочки.  Длину щели эшельного спектрографа делают очень
маленькой – несколько миллиметров, и спектры поэтому получаются узкими.
Эшельный спектр представляет собой набор полосок, расположенных одна под
другой и разделенных темными промежутками. Возможность использования высоких
порядков спектра в  эшельном спектрографе дает преимущество в разрешающей
силе, что очень важно при изучении тонкой структуры спектральных линий.
                        ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА                        
                        
Наше солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают
сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний
объем Солнца можно разделить несколько областей; вещество в них отличается по
своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физических
механизмов. Познакомимся с ними, начиная с самого центра.
В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря
образным языком, та «печка», которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта
область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца
сжато, причем чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру
вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15
млн кельвинов, происходит выделение энергии.
Эта энергия выделяется в результате слияния атомов легких химических
элементов в атомы более тяжелых. В недрах Солнца из четырех атомов водорода
образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились
освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалеком
будущем человек сможет научиться использовать и в мирных целях.
Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его
объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся
энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра
должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные
способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно:
лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет
большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как
лучистый и конвективный переносы очень важны.
Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она
 распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. 
Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в
этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне
медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы
многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление,
почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда они в конце
концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними
произошло?
В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем
энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты
претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается
каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом
возникает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону
сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из
них уменьшается. Так возникают кванты меньших и меньших энергий. Мощные
гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты – сначала
рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей.
В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не
случайно наши глаза чувствительны именно к нему.
     
Как мы уже говорили, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться
через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы «печка» внутри
Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.
На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую
область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона 
Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией.
Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может
вести себя и газ. В жаркий день, когда земля нагрета лучами Солнца, на фоне
удаленных предметов хорошо заметны поднимающиеся струйки горячего воздуха. Их
легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, и над раскаленной конфоркой
плиты. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные
потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей
среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное
вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисовая каша на огне.
Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и
простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосфера), где
перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции
сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев.
Хорошо известно наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца
является видимым проявлением конвекции.
                   КОЛЕБАНИЯ СОЛНЦА. ГЕЛИОСЕЙСМОЛОГИЯ.                   
Читатель, возможно, удивлён странным словом, вынесенным в заголовок.
Гелио? Сейсмология? Какая связь между Солнцем и землетрясениями? Или, может
быть, на Солнце тоже происходят землетрясения или, вернее солнцетрясения.
Расскажем обо всём по порядку.
Земная сейсмология основана на особенностях распространения звука по землёй.
Однако на Солнце сейсмограф ( прибор, регистрирующий колебания почвы)
поставить нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими
методами. Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная
поверхность ритмически опускается и поднимается (колеблется), то её
приближение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя
спектры разных участков солнечного диска, получают картину распределения
скоростей; конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периоды этих
волн лежат в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Когда же они впервые были
открыты, найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все
эти колебания называют «пятиминутные».
Скорости колебания солнечной поверхности очень малы – десятки сантиметров в
секунду, и измерить их невероятно сложно. Но часто интересно не само значение
скорости, а то,  как оно меняется с течением времени ( как волны проходят по
поверхности). Допустим, человек находится в помещении с плотно зашторенными
окнами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. И вдруг едва заметное
движение воздуха чуть сдвигает штору, и в глаза ударяет ослепляющий солнечный
луч. Лёгкий ветерок вызывает столь сильный эффект! Примерно так же измеряют
учёные малейшие изменения лучевой скорости солнечной поверхности. Роль шторы
играют линии поглощения в спектре Солнца. Прибор, измеряющий яркость
солнечного света, настраивается так, чтобы он пропускал только свет с длинной
волны точно в центре какой-либо узкой линии поглощения. Тогда при малейшем
изменении длинны волны, на вход прибора попадает не тёмная линия, а яркий
соседний участок непрерывного спектра. Но это ещё не всё.
Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, её нужно наблюдать как
можно дольше, причём без перерывов, иначе потом нельзя будет определить,
какая это волна – та же самая или уже другая. А солнце каждый вечер
скрывается за горизонтом, да ещё тучи время от времени набегают.
Первое решение проблемы состояло в наблюдении за Южным полярным кругом – там
Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше ясных дней,
чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктиде сложно и
дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но ещё более дорог:
наблюдения из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся как побочные
исследования (например, на отечественных «Фобосах» пока они летели к Марсу).
В конце 1995г. Был запущен международный спутник SOHO (Solar and Heliospheric
Obsevatory), на котором установлено множество приборов, разработанных учёными
разных стран.
Но большую часть наблюдений по прежнему проводят с Земли. Чтобы избежать
перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают с разных
континентов. Ведь, когда в Восточном полушарии ночь, в Западном – день, и
наоборот. Современные методы позволяют представить такие наблюдения как один
непрерывный ряд. Немаловажное условие для этого – чтобы телескопы и приборы
были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупных международных
проектов.
Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые
волны? Сначала представления об их природе не сильно отличались от того, что
было известно о колебаниях земной коры. Ученые представляли себе, как
процессы на Солнце (например грануляция) возбуждают эти волны, и они бегут по
поверхности нашего светила, словно морские волны по водной глади.
Но в дальнейшем, обнаружился очень интересный факт: оказалось, что некоторые
волны в разных частях солнечного диска связаны между собой (физики говорят:
имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будто вся поверхность
покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она не видна, а в
других – отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеют тем не
менее согласованную картину осцилляций. Исследователи пришли к выводу, что
солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегают очень большие
расстояния и в разных местах солнечного диска видны проявления одной и той же
волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце «звучит, как колокол», т.е.
как одно целое.
Как и в случае с Землей, колебания поверхности Солнца – лишь отзвук тех волн,
которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центра Солнца,
другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойства разных частей
солнечных недр. Изучая волны, с разной глубиной проникновения, удалось даже
построить зависимость скорости звука от глубины! А поскольку из теории
известно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкое изменение
скорости звука, удалось определить, где начинается солнечная конвективная
зона. Это на сегодня одно из важнейших достижений гелиосейсмологии.
Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалось выяснить
причину колебаний солнечной поверхности. Считается, что наиболее вероятный
источник колебаний – грануляция: выходящие на поверхность потоки раскаленной
плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во все стороны волны.
Однако на деле все не так просто, и теоретики пока не смогли
удовлетворительно описать эти процессы. В частности, неясно, почему волны
столь устойчивые, что могут обежать все Солнце, не затухая?
С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя часть
Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружные слои. Неравномерное
вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое же воздействие, как трещина
на колокол. В результате «звук» становится не очень чистым – изменяются
существующие периоды колебаний и появляются новые. Это дает возможность
исследовать вращение внутренних слоев, которые другими методами пока изучать
нельзя. Считается, что именно благодаря неравномерному вращению Солнце имеет
магнитное поле.
Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся  сейчас область науки возникла
из, казалось бы, ничем не примечательных измерений движений солнечной
поверхности.
                           СОЛНЕЧНАЯ АТМОСФЕРА                           
Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая
оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят
из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешней
считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не
поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.
                                    ФОТОСФЕРА                                    
                                
Фотосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска.
Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их
толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса,
фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.
Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в
сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается
от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же
того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К.
При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы.
Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного
простейших молекул и радикалов типа ОН, СН.
Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе
отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя
электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее
«холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода
отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко
ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При
возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого
света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы
с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень
резким.
Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра – узенькой
разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив
призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул:
«Спектрум!»  (лат. Spectrum – «видение»). Позже в спектре Солнца заметили
тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815г. Немецкий физик Йозеф
Фраунгофердал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их
стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют
узким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся
она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными
сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания
всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся боле холодных. Разность
температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но
глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит
значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную
роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете, именно конвекция
в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является
причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.
Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой
области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в
несколько раз более сильные, чем на Земле. Ионизированная плазма – хороший
проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции
сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание  и подъем
горячих газов снизу тормозится, возникает тёмная область – солнечное пятно.
На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в
действительности яркость его слабее только раз в 10.
С течением времени величина, и форма пятен сильно меняется. Возникнув в виде
едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до
нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна как правило, состоят из
тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структура которого придает
пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы,
называемыми факельными полями.
Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной
атмосферы – хромосферу и корону.
                                   ХРОМОСФЕРА                                   
                              
     Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красно-фиолетовую
окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как яркое клочковатое
кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера
весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков
(спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в
два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая
протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.
Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных
полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно
так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости
тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и
атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей
ионизированной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайной
высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые
расположены выше хромосферы.
Часто во время затмения над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой
формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся
образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно
изменяющимися, окруженными плавно изогнутыми струями, которые втекают в
хромосферу, или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и стони тысяч
километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – 
протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой
атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и
изогнутыми волокнами.
Протуберанца имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера.
Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными
верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанца не падают в хромосферу
потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей
Солнца.
Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер
Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа
располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него
находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя
щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по
частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий,
главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических
элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.
Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно
как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду
выбрасывается в межпланетное пространство. Вид что указывает на непрерывное
движение составляющих её газов.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях
атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся
обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях
водорода, гелия ионизированного кальция и некоторых других элементов свечение
отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно
сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его
мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой
коротковолновой области спектра до вспышки.
Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – всё это проявление
солнечной активности. С повышением активности число этих образований на
Солнце становится больше.
                              
                                     КОРОНА                                     
                              
В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – 
корона – обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы
километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое
продолжение уходит ещё дальше.
Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно
медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности
воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли.  На поверхности
Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не
должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна.
Следовательно, имеются какие то силы, действующие против притяжения Солнца.
Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в
короне, разогретой до температуры 1-2 млн. градусов!
Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения.
Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не
только отдельные детали, но и общий вид короны. Глаз наблюдателя едва
начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края
луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки
короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же
затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.
                              
Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод
исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже не легко. Дело в
том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона,
сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся корона
представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо
видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках
где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна.
Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить
сразу несколько снимков короны – большими и маленькими выдержками. Или же
корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный «радиальный»
Фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких
снимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных
радиусов.
Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое
количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие
сложные образования, чётко связанные с активными областями.
Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи
имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают
лучи прямые, а иногда сильно изогнут.
          Ещё в 1897 г. пулковский
астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны
периодически меняется. Оказалось, что это связанно с 11-летним циклом солнечной
активности.
С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной
короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую
форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как
у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало,
корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма
короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи,
так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается.
Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным
перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования
пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на
широтах 30-40 градусов. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к
экватору.
Тщательные исследования позволили установить, то между структурой короны и
отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определённая связь.
Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые
корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании
корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую её область называют
обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей.
Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы так
же часто бывают окружены оболочками из корональной материи.
Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно
наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.
На рубеже 19-20 столетий, когда физика плазмы фактически еще не существовала,
наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой загадкой. Так, по
цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается
зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают характерные
для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от
края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны
поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располагаются в
основном касательно к солнечному диску. С удалением от Солнца доля
поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем
уменьшается. Наконец , в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии,
которые почти до середины 20 века не удавалось отожествить ни с одним из
известных химических элементов.
Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны- высокая
температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн. градусов
средние скорости атомов водорода превышают 100км/с, а у свободных электронов
они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную
разреженность вещества (всего100 млн. частиц в 1 куб.см, что в 100млрд раз
разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов,
особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы легких
элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них
остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые
глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени
ионизации.
Итак, корональный газ - это высокоионизированная плазма; она состоит из
множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и
чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов
водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых
атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его
часто называют электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие
такого количества положительных ионов, которое полностью обеспечивало бы
нейтральность плазмы в целом.
Белый цвет короны объясняется рассеиванием обычного солнечного света на
свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии:
колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление света, при
этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным
излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других
элементов, возникающим только в условиях сильного разрешения. Наконец, линии
поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых частицах,
которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линий во
внутренней короне связано с тем. Что при рассеянии на очень быстро движущихся
электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения
частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью
«замываются».
Итак, корона Солнца - самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и
самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она
простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока
плазмы - солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в
среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. распространяясь далеко
за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую 
гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой.
Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее
проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через
корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле
(геофизические явления).
     

КАК СОЛНЦЕ ВЛИЯЕТ НА ЗЕМЛЮ

Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце- главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на ее жизнь. Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра - от многокилометровых радиоволн до гамма- лучей. Окрестностей Земли достигают также заряженные частицы разных энергий - как высоких (солнечные космические лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц- нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли, (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты. ЭНЕРГИЯ СОЛНЕЧНОГО СВЕТА. Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближних ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизируя ее верхние слои. Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300-350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосомных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80-100 км от поверхности Земли, ионизируют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах. Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать ещё глубже, оно поглощается на высоте 30-35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (О2) с последующим образованием озона(03). Тем самым создается непрозрачный для ультрафиолета «озонный экран», предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Имен эти лучи вызывают у людей загар, и даже ожог кожи при длительном пребывании на солнце. Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствии облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света. Количество солнечной энергии, приходящейся на поверхность площадью 1 квадратный метр, развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерять её с Земли очень трудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований, были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо «тонули» в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определению солнечной постоянной позволило найти её надёжное значение. По последним данным она составляет 1370 Вт/м^2 с точность до 0.5%. Колебаний, превышающих 0.2% за время измерений не выявлено. На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря Тим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и её потерями на планете, в общем, существует равновесие: сколько поступает столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферной либо постоянно повышалась бы, либо постоянно падала. СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР И МЕЖПЛАНЕТНЫЕ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ. В конце 50-х гг. ХХ в. американский астрофизик Юджин Паркер пришел к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, которая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, заполняя солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американских космических аппаратов, подтвердили правильность теории Паркера. В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток вещества, получивший название солнечный ветер. Он представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны; составляют его в основном ядра атомов водорода (протоны) и гелия (альфачастицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями, составляющими несколько сот километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц – туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвездный газ. А вместе с ветром в межпланетное пространство переносятся и солнечные магнитные поля. Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земное. Но силовые линии земного поля близ экватора замкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объясняется это тем, что силовые линии остаются связанными с Солнцем, которое вращается вокруг своей оси. Солнечный ветер вместе с «вмороженным» в него магнитным полем формирует газовые хвосты комет, направляя их в сторону от Солнца. Встречая на своем пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует ее магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным «хвостом», также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие ее потоки солнечного вещества. БОМБАРДИРОВКА ЭНЕРГИЧНЫМИ ЧАСТИЦАМИ Помимо непрерывно «дующего» солнечного ветра наше светило служит источником энергичных заряженных частиц (в основном протонов, ядер атомов гелия и электронов) с энергией 10^6 – 10^9 электронвольт (эВ). Их называют солнечными космическими лучами. Расстояние от Солнца до Земли – 150 млн. километров – наиболее энергичные из этих частиц покрывают всего за 10 - 15 мин. Основным источником солнечных космических лучей являются хромосферные вспышки. По современным представлениям, вспышка – это внезапное выделение энергии, накопленной в магнитном поле активной зоны. На определенной высоте над поверхностью Солнца возникает область, где магнитное поле на небольшом протяжении резко меняется по величине и направлению. В какой-то момент силовые линии поля «пересоединяются», конфигурация его резко меняется, что сопровождается ускорением заряженных частиц до высокой энергии, нагревом вещества и появлением жесткого электромагнитного излучения. При этом происходит выброс частиц высокой энергии в межпланетное пространство и наблюдается мощное излучение в радиодиапазоне. Хотя «принцип действия» вспышки ученые, по-видимому, поняли правильно, детальной теории вспышек пока нет. Вспышки – самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце, точнее в его хромосфере. Они могут продолжаться всего несколько минут, но за то время выделяется энергия, которая иногда достигает 10^25 Дж. Примерно такое же количество тепла приходит от Солнца на всю поверхность нашей планеты за целый год. Потоки жесткого рентгеновского излучения и солнечных космических лучей, рождающиеся при вспышках, оказывают сильное влияние на физические процессы верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Если не принять специальных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы и солнечные батареи. Появляется даже серьезная опасность облучения космонавтов, находящихся на орбите. Поэтому в разных странах проводятся работы по научному предсказанию солнечных вспышек на основании измерений солнечных магнитных полей. Как и рентгеновское излучение, солнечные и космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизировать верхние слои её атмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдалёнными пунктами. Но действия частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмосфере, приводит к возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере. Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы солнечными частицами являются полярное сияние. Это свечении в верхних слоях атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или занавесей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияние обычно бывает красного или зелёного цвета: именно так светятся основные составляющие атмосферы – кислород и азот – при облучении их энергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих кранных и зелёных полос и лучей, беззвучная игра цветов, медленная или почти мгновенное угасание колеблющихся «занавесей» оставляют незабываемое впечатление. Подобные явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между десятью градусами и двадцатью градусами широты от магнитных полюсов. В период максимума солнечной активности в Северном полушарии овал смещается к югу, и сияние можно наблюдать в более низких широтах. Частота и интенсивность полярных сияний достаточно чётко следуют солнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных сияний, таким образом, служат неплохим показателем активности Солнца. И это позволяет проследить Солнечные циклы в прошлом, за пределами того исторического периода, когда проводились систематические наблюдения солнечных пятен.